Titano è composto principalmente dighiaccio d'acqua e materiale roccioso. La sua spessa atmosfera ha impedito l'osservazione della superficie, fino all'arrivo della missione spazialeCassini-Huygens nel 2004, che ha permesso di raggiungere la superficie con unveicolo d'atterraggio.[5] L'esplorazione dellaCassini-Huygens ha portato alla scoperta di laghi diidrocarburi liquidi nelle regioni polari del satellite.Geologicamente la superficie è giovane; sono presenti alcune montagne e dei possibilicriovulcani, ma è generalmente piatta e liscia con pochicrateri da impatto osservati[6][7].
L'atmosfera di Titano è composta al 95% daazoto[4]; sono presenti inoltre componenti minori quali ilmetano e l'etano, che si addensano formando nuvole[8]. Latemperatura superficiale media è molto vicina alpunto triplo del metano dove possono coesistere le formeliquida,solida egassosa di questo idrocarburo. Il clima, che include vento e pioggia di metano, ha creato caratteristiche superficiali simili a quelle presenti sulla Terra, come dune, fiumi, laghi e mari, e, come la Terra, presenta le stagioni[9]. Con i suoi liquidi e la sua spessa atmosfera, Titano è considerato simile alla Terra primordiale, ma con una temperatura molto più bassa, dove il ciclo del metano sostituisce ilciclo idrologico presente invece sul nostro pianeta[10][11].
Titano non è visibile aocchio nudo. La suamagnitudine apparente quando osservato inopposizione dalla Terra arriva a +8,4[2], sensibilmente meno brillante rispetto aisatelliti medicei diGiove, che con magnitudini attorno alla quinta o anche inferiori potrebbero invece anche essere scorti a occhio nudo, se non fossero immersi nella luce del pianeta. Nonostante Titano non si discosti mai oltre unadistanza angolare di 77secondi d'arco da Saturno[12], è agevolmente visibile attraverso piccoli telescopi (con diametro maggiore di5 cm) o binocoli particolarmente potenti. Il diametro apparente del suo disco è mediamente pari a 0,8secondi d'arco[13]; può quindi essererisolto solo con grandi telescopi professionali.
Huygens lo denominò semplicemente, inlingua latina,Luna Saturni ("il satellite di Saturno") ad esempio nell'operaDe Saturni Luna observatio nova del1656. Quando più tardiGiovanni Domenico Cassini scoprì quattro nuovi satelliti, li volle chiamareTeti,Dione,Rea eGiapeto (complessivamente noti comesatelliti lodicei); la tradizione di battezzare i nuovi corpi celesti scoperti in orbita attorno a Saturno proseguì e Titano iniziò a essere designato, nell'uso comune, comeSaturno VI, perché apparentemente sesto in ordine di distanza dal pianeta[15].
Il nome di Titano venne suggerito per la prima volta daJohn Herschel (figlio del più celebreWilliam Herschel) nella sua pubblicazioneRisultati delle osservazioni astronomiche condotte presso il Capo di Buona Speranza del1847. Di conseguenza iniziò la tradizione di denominare gli altri satelliti saturniani in onore dei titani dellamitologia greca o delle sorelle e dei fratelli diCrono[16].
Prima dell'era spaziale non furono registrate molte osservazioni di Titano. Nel 1907 l'astronomo spagnoloJosep Comas i Solà osservò unoscuramento al bordo di Titano, la prima evidenza che esso era dotato di un'atmosfera[17]. Nel 1944Gerard P. Kuiper utilizzando una tecnica spettroscopica rilevò la presenza di metano nell'atmosfera[18].
Teti mentre passa dietro Titano da destra verso sinistra. In questa foto Teti si trovava a 2 milioni di km di distanza dalla Cassini, il doppio rispetto a Titano.
La primasonda spaziale a visitare il sistema di Saturno fu ilPioneer 11 nel 1979, che confermò che Titano era troppo freddo per poter sostenere la vita[19]. IlPioneer 11 trasmise le prime immagini ravvicinate di Saturno e Titano[20], la cui qualità fu poi superata da quelle delle dueVoyager, che sarebbero transitate per il sistema nel 1980 e nel 1981.
La traiettoria dellaVoyager 1, in particolare, fu modificata per ottenere unsorvolo ravvicinato di Titano (impedendole in tal modo di raggiungerePlutone), ma non era provvista di alcuno strumento in grado di vedere attraverso la densa atmosfera del satellite, circostanza che non era stata prevista. Solo molti anni più tardi tecniche di manipolazione intensiva delle immagini riprese attraverso ilfiltro arancione della sonda hanno permesso di ricavare quelle che sono a tutti gli effetti le prime fotografie mai scattate della regione luminosa diXanadu, ritenuta dagli scienziati un altopiano, e la pianura scura diShangri-La[21].
Quando laVoyager 2 raggiunse ilsistema di Saturno apparve chiaro che un possibile cambio di traiettoria per favorire un incontro ravvicinato con Titano avrebbe impedito la prosecuzione del viaggio versoUrano eNettuno. Dati gli scarsi risultati ottenuti dalla sonda gemella, laNASA decise di rinunciare alla possibilità e la sonda non fu attivamente impiegata per uno studio intensivo di Titano.
La prima foto dalla superficie di Titano, catturata dalla sonda Huygens
Anche dopo le missioni delle dueVoyager, la superficie di Titano rimaneva sostanzialmente un mistero, così come lo era stato nelXVII secolo perGiovanni Cassini eChristiaan Huygens.
La grande mole di dati conosciuti sul satellite è quasi interamente dovuta allamissione spazialeitalo-euro-statunitense che porta il nome dei due astronomi del passato, laCassini-Huygens. La sonda ha raggiunto Saturno il 1º luglio2004 quando ha avviato le prime attività di mappatura della superficie di Titano attraverso strumentiradar. Il primo sorvolo diretto del satellite è avvenuto il 26 ottobre2004[22] a una distanza record di appena1200km dall'atmosfera titaniana. Gli strumenti dellaCassini hanno individuato strutture superficiali chiare e scure che sarebbero state invisibili all'occhio umano.
Dalla sonda madre è stato sganciato ilmodulo di terraHuygens, privo di motori, che il 14 gennaio2005 si è tuffato con successo nella densaatmosfera di Titano raggiungendone lasuperficie dopo una discesa di circa due ore[23]. La sonda era equipaggiata per galleggiare temporaneamente su eventuali mari o laghi la cui esistenza era stata ipotizzata, ma atterrò su un suolo apparentemente asciutto. La consistenza è tuttavia risultata simile a quella dellasabbia bagnata ed è stato ipotizzato che il terreno possa essere periodicamente irrorato da flussi liquidi[24]. Ilsorvolo ravvicinato più vicinoCassini lo fece il 21 giugno 2010, transitando a 880 km dalla superficie[25]. Le regioni dove sono stati trovati abbondanti liquidi, sotto forma di laghi e mari, erano concentrate soprattutto nei pressi del polo nord[26].La sondaHuygens si posò sulla superficie di Titano il 14 gennaio 2005, non lontano da una zona ora chiamataAdiri. La sonda fotografò un altopiano chiaro, composto principalmente da ghiaccio, letti di fiumi scuri, dove si ritiene scorra periodicamente metano liquido, e pianure, anch'esse scure, dove questi liquidi si raccolgono provenienti dall'altopiano. Dopo essere atterrata,Huygens fotografò una piana scura coperta da piccole rocce e sassi, composti da ghiaccio d'acqua[27]. Nell'unica foto ripresa da Huygens, le due rocce che appaiono appena in basso del centro dell'immagine sono più piccole rispetto alle apparenze: quella di sinistra è di 15 centimetri di diametro e quella nel centro 4 centimetri, e distano circa 85 centimetri dalla sonda. Le rocce mostrano segni di erosione alla base, che suggerisce una possibile attività fluviale. La superficie, più scura del previsto, è costituita da una miscela di acqua e idrocarburi ghiacciati. Ben visibile è anche la foschia di idrocarburi sovrastante il paesaggio. Nel marzo 2007, laNASA, l'ESA e laCOSPAR decisero di nominare il sito di atterraggio della sondaHubert Curien Memorial Station, in memoria dell'ex presidente dell'ESA[28].
Oltre a osservazioni di telerilevamento (una camera e una radar SAR) Huygens ha fornito una serie di registrazioni dei suoni atmosferici (in particolare del rombo del vento durante l'atterraggio) captati dalla sonda durante la discesa[29][30]. Le registrazioni audio sono state realizzate in laboratorio elaborando i dati forniti dai microfoni montati sulla sonda (Acoustic Sensor Unit)[31].
Considerato l'interesse sollevato nella comunità scientifica sin dai primi risultati della missioneCassini-Huygens, le principali agenzie spaziali hanno valutato varie proposte per missioni spaziali successive. Nel 2006, la NASA ha studiato una missione che prevedeva l'esplorazione dei maggiori laghi di Titano tramite un lander galleggiante, per un periodo di 3-6 mesi, denominataTitan Mare Explorer. Il lancio era stato proposto per il 2016, con arrivo su Titano nel 2023[32]; tuttavia, nel 2012, l'agenzia spaziale statunitense ha preferito privilegiare una missione meno avveniristica qualeInSight, destinata allo studio diMarte. Il progetto del lander acquatico su Titano confluì nella missioneTitan Saturn System Mission (TSSM)[33], proposta come una possibile missione congiunta della NASA e dell'ESA, diretta all'esplorazione di Titano edEncelado[34]. La missione comprende unorbiter per lo studio di Titano e degli altri corpi che compongono ilsistema di Saturno, unamongolfiera per lo studio dell'atmosfera e della superficie di Titano e unlander acquatico,TiME, per lo studio dei mari. Nonostante nel febbraio del 2009 sia stata data la priorità alla missioneEuropa Jupiter System Mission, ufficialmente la TSSM rimane in gara per una successiva selezione di una missione con lancio successivo al2020[35].
Nel 2012 Jason Barnes, uno scienziato dell'Università dell'Idaho propose un'altra missione, laAerial Vehicle for In-situ and Airborne Titan Reconnaissance (AVIATR). Il progetto prevede il volo nell'atmosfera di Titano di un aereo senza pilota o comandato da un drone, per catturare immagini in alta definizione della superficie. Il progetto, che stimava un costo di 715 milioni di dollari non è stato tuttavia approvato dalla NASA e il suo futuro rimane incerto[36][37][38].
La società privata spagnola SENER e il Centro de Astrobiologia di Madrid hanno progettato nel 2012 un altro lander acquatico per l'esplorazione di un lago. La sonda è stata denominataTitan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer (TALISE) e si differenzia dalla proposta TiME principalmente perché sarebbe dotata di un proprio sistema di propulsione che le consentirebbe di spostarsi liberamente, per un periodo di 6 mesi, attraverso ilLigeia Mare[39][40].
Immagine artistica che mostra il droneDragonfly su Titano.
Nel 2019 è stata finalmente approvata una nuova missione su Titano, che partirà nel 2028 e arriverà nelsistema di Saturno nel 2034.[43] Si tratta della missioneDragonfly, il cui principale veicolo di studio sarà undrone alimentato da ungeneratore termoelettrico a radioisotopi alplutonio-238, tipico sistema usato dove l'energia solare è esigua. Il drone volerà con agilità sfruttando la bassa gravità e l'elevata densità dell'atmosfera. L'esplorazione inizierà dalcratere Selk e potrà allargarsi ad altre zone grazie alla versatilità del movimento del robot.[44]
L'orbita di Titano (in rosso) tra quelle delle altre grandi lune interne di Saturno. Dall'esterno verso l'interno le altre orbite sono diGiapeto,Iperione (più esterne rispetto a Titano),Rea,Dione,Teti,Encelado eMimas
Titano ruota attorno a Saturno in 15 giorni e 22 ore, su un'orbita avente unsemiasse maggiore di1221870km e un'eccentricità di 0,028, quindi relativamente bassa, e un'inclinazione di 0,33° rispetto al piano equatoriale di Saturno[1]. Come laLuna e molti altri satelliti deigiganti gassosi, il suo periodo orbitale è identico al suo periodo di rotazione; Titano è quindi inrotazione sincrona con Saturno.
Titano è inrisonanza orbitale 3:4 con il piccolo e irregolareIperione. Da un'analisi basata su modelli teorici è ritenuta improbabile un'evoluzione lenta e progressiva della risonanza, durante la quale Iperione sarebbe migrato da un'orbita caotica all'attuale. Piuttosto Iperione si è probabilmente formato in una fascia orbitale stabile mentre Titano, più massiccio, assorbiva o scacciava gli oggetti che gli si trovavano in fasce orbitali intrinsecamente instabili[45].
Ganimede, il maggior satellite di Giove in una foto della sondaJuno: nonostante abbia una massa simile a quella di Titano si differenzia da esso per la quasi assenza di atmosfera e per l'orbita pressoché circolare attorno al proprio pianeta.
Non è completamente chiaro come si sia formato Titano, in quanto alcune anomalie osservate non sono spiegabili dai modelli attualmente conosciuti. Si pensa che le lune di Giove e Saturno si siano formate perco-accrescimento, un processo simile a quello che si crede abbia formato i pianeti delsistema solare; quando i giovanigiganti gassosi si formarono, erano circondati da dischi circumplanetari il cui materiale gradualmente si aggregava formando diversi satelliti di dimensioni medio-grandi. Tuttavia, esistono sostanziali differenze tra le lune delsistema di Giove e quelle di Saturno: Giove possiede quattro grandi satelliti, isatelliti medicei, con orbite pressoché circolari (come i pianeti) ed è privo di lune di medie dimensioni, mentre al contrario Titano domina di gran lunga ilsistema di Saturno costituendo da solo il 96% della massa orbitante attorno al pianeta, inoltre possiede un'eccentricità orbitale relativamente alta, che non può essere spiegata dal solo co-accrescimento. Un modello proposto nel 2012 per la formazione di Titano è che il sistema di Saturno fosse popolato in origine da un gruppo di lune simili ai satelliti galileiani di Giove, ma che una serie diimpatti giganti sconvolse il sistema frantumandole. Successivamente, mentre la maggior parte del materiale in orbita attorno a Saturno formò Titano, i detriti si aggregarono formando le lune di medie dimensioni, come ad esempioGiapeto eRea. I violenti impatti e l'origine tardiva spiegherebbero l'eccentricità orbitale di Titano, la presenza di satelliti di medie dimensioni e la grande attività geologica della maggior parte dei satelliti saturniani.[46][47]
Un'analisi del 2014 dell'azoto atmosferico di Titano ha suggerito che provenisse da materiale simile a quello trovato nellaNube di Oort e non da materia presente durante il co-accrescimento di materiale attorno a Saturno.[48]
Uno studio del 2015 di Renè Heller considera l'ipotesi della grande virata per spiegare l'assenza di atmosfera delle lune galileiane di Giove in netto contrasto con la densa atmosfera di Titano; in particolare l'autore ha preso a confronto la formazione e l'evoluzione diGanimede eCallisto, simili per massa e composizione chimica a Titano, suggerendo che la formazione di quest'ultimo sia stata molto più lenta di quella dei satelliti gioviani. I quattro satelliti medicei sono generalmente considerati un sottoprodotto dellaformazione del pianeta stesso, già completamente formatosi prima dellamigrazione verso l'interno del sistema solare. Quando Giove si avvicinò fino a 1,5 UA dal Sole laradiazione ad alta energia della giovane stella dissipò le atmosfere primordiali delle sue lune perfotolisi. Saturno, meno massiccio, quando migrò assieme a Giove verso l'interno (fino a 2 UA dal Sole) si stava ancora accrescendo e solo dopo la virata verso l'esterno del sistema solare si formò Titano, quando però il pianeta si trovava già a 7 UA, dove la radiazione ultravioletta del Sole non era sufficiente per causare unafuga atmosferica su Titano.[49]
Le dimensioni di Titano, in basso a sinistra, comparate con quelle della Terra e della Luna
Titano ha un diametro di5150km, maggiore di quello di Mercurio (4879km). Prima dell'esplorazione della sondaVoyager 1 Titano era ritenuto il satellite più grande del sistema solare, con un diametro superiore a quello diGanimede (5262km). Tuttavia le osservazioni dalla Terra avevano sovrastimato le dimensioni reali del corpo, a causa della sua densa atmosfera che lo faceva apparire di dimensioni maggiori[50].
La massa di Titano è1,345×1023kg[1], che equivale a 1/44 dellamassa terrestre, 2,5 volte inferiore a quella di Mercurio nonostante il pianeta sia più piccolo. Anche in termini di massa Titano è al secondo posto tra i satelliti naturali del sistema solare, leggermente superato anche in questo caso da Ganimede[51].
La sua struttura interna è probabilmente stratificata, con unnucleoroccioso dal diametro di circa3400km circondato da strati composti da diverse forme cristalline del ghiaccio[53]. L'interno di Titano potrebbe essere ancora caldo e vi potrebbe essere uno strato liquido composto daacqua eammoniaca situato fra il nucleo roccioso e la crosta ghiacciata. Prove a sostegno di questa ipotesi sono state scoperte dalla sondaCassini, nella forma di onde radioELS naturali, nell'atmosfera della luna. Si ritiene che la superficie di Titano sia poco riflettente per le onde ELS; quindi queste dovrebbero venir riflesse da una superficie di separazione tra uno strato ghiacciato e uno liquido in un oceano presente al di sotto della superficie[54]. Inoltre, dal confronto fra le immagini raccolte nell'ottobre del2005 e il maggio del2007, appare evidente una traslazione della crosta anche di30 km, per effetto dei venti atmosferici. Ciò avvalora l'ipotesi della presenza di uno stratoliquido all'interno del satellite sul quale galleggerebbe il leggero strato superficiale[55].
Un mosaico di immagini della superficie di Titano riprese dallaCassini, filtrando l'atmosfera
Analizzando dati della sonda Cassini, nel 2014 alcuni ricercatori delJet Propulsion Laboratory hanno presentato un modello della struttura interna di Titano: il guscio esterno di Titano è rigido e la densità presente al suo interno sarebbe relativamente elevata per poter spiegare i dati sulla gravità riscontrati, l'oceano sotto la superficie della luna dovrebbe essere composto da acqua mista a diversi sali dizolfo,sodio epotassio, rendendo l'oceano paragonabile a quello dei laghi e mari più salati della Terra, come ad esempio ilMar Morto[56][57].
Una delle prime immagini radar di Titano acquisite dallaCassini
La superficie di Titano è complessa, in alcune zone fluida, e geologicamente giovane[58]. Titano esiste sin dallaformazione del sistema solare, ma la sua superficie è molto più giovane, tra 100 milioni e 1 miliardo di anni.[59] L'atmosfera di Titano è due volte più spessa di quella terrestre, rendendo difficile per gli strumenti astronomici fotografarla nello spettro dellaluce visibile.[60] La sonda Cassini ha utilizzato strumenti ainfrarossi, altimetriaradar eradar ad apertura sintetica (SAR) per mappare porzioni di Titano durante i suoi voli ravvicinati. Le prime immagini hanno rivelato una geologia diversificata, con alcune regioni lisce e irregolari, mentre altre sembrano di origine criovulcanica, probabilmente frutto di acqua miscelata con ammoniaca fuoriuscita dal sottosuolo. Ci sono anche prove che la crosta di ghiaccio di Titano potrebbe essere sostanzialmente rigida,[61] il che suggerirebbe una scarsa attività geologica.[62] Altre caratteristiche ancora sono regioni che mostrano lunghe striature, alcune delle quali si estendono per centinaia di chilometri, e la cui causa potrebbero essere delle particelle trasportate dal vento.[63]
La missioneCassini ha rilevato che la superficie di Titano è relativamente liscia; le poche formazioni simili acrateri da impatto sembra siano state riempite da piogge diidrocarburi ovulcani. L'altimetria del radar suggerisce che le variazioni di altitudine sono tipicamente dell'ordine di 150 metri, tuttavia, alcune aree raggiungono fino a 500 metri di altitudine e le montagne più alte arrivano fino a più di un chilometro d'altezza[64]
Mappa di Titano ottenuta da diverse immagini dellaCassini nel 2015 che mostra la nomenclatura delle regioni più importanti della superficie
La superficie di Titano è segnata da vaste regioni di terreno chiaro e scuro, inclusa un'area grande come l'Australia identificata dalle immagini all'infrarosso provenienti daltelescopio spaziale Hubble e dalla sondaCassini. Questa regione è stata chiamataXanadu ed è relativamente elevata.[65] Ci sono altre zone scure presenti su Titano osservate dal suolo e dalla sondaCassini, tra i qualiLigeia Mare, il secondo mare più grande di Titano, composto da metano quasi completamente puro.[66]
Inoltre laCassini ha osservato variazioni della superficie coerenti con eruzioni dicriovulcani. A differenza dei vulcani attivi sullaTerra i vulcani di Titano eruttano presumibilmenteacqua,ammoniaca (che non potrebbe essere altresì presente in superficie, la cui identificazione appare ancora dubbia) emetano nell'atmosfera, dove congelano rapidamente ricadendo al suolo. Un'alternativa a questa ipotesi è che le variazioni superficiali siano derivate dallo spostamento di detriti in seguito a piogge diidrocarburi[67][68].
Immagine della superficie di Titano ricevuta dalla sondaCassini.
L'ipotesi dell'esistenza su Titano di laghi e mari di metano venne suggerita già ai tempi dei dati ricevuti dalleVoyager 1 e 2 sull'atmosfera, sulla sua composizione, densità e temperatura, e un'ulteriore conferma della presenza del metano allo stato liquido arrivò nel 1995, con osservazioni radar da terra e daltelescopio spaziale Hubble.[69] La conferma definitiva si ebbe con analisi dei dati raccolti dalla sondaCassini: inizialmente non si evidenziarono prove certe dai primi dati, tuttavia nel giugno 2005, al polo sud, venne identificato il primo potenziale lago in un'area molto buia, successivamente chiamatoOntario Lacus, probabilmente creato dalla precipitazioni da nubi di metano.[70] Dai dati del flyby del 22 luglio 2006, la Cassini riprese delle immagini alle latitudini settentrionali del satellite, nelle quali risaltavano grandi aree lisce che punteggiano la superficie vicino al polo.[71] Sulla base di queste osservazioni, l'esistenza di laghi pieni di metano sulla superficie di Titano venne confermata nel gennaio 2007.[72] I laghi di Titano divennero così le prime distese liquide stabili scoperte al di fuori della Terra. Alcuni di essi si trovano in depressioni topografiche e sembrano avere canali associati e collegati con essi.[72]
La scoperta confermava la teoria che sul satellite diSaturno sia presente un ciclo idrologico basato sul metano analogo a quello terrestre basato sull'acqua. Sono stati infatti trovati indizi consistenti di fenomeni dievaporazione,piogge e canali naturali scavati da fluidi.[73][74]
Nel dicembre del2009 la NASA ha annunciato ufficialmente, dopo esserne stata a conoscenza fin dal2007, la presenza di un lago dimetano, battezzatoKraken Mare, dall'estensione di400000km²[75]. Il lago non è stato osservato direttamente dagli scienziati, ma la sua presenza è stata intuita grazie ai dati elaborati dallospettrometro ainfrarossi presente sulla sondaCassini. Il secondo grande lago di cui si è attestata l'esistenza è stato ilLigeia Mare, a questi due sono seguitimolti altri laghi di dimensioni inferiori. Dalle immagini scattate dalla sonda nel dicembre del 2012, alcune evidenziano una vallata che sfocia nel Kraken Mare, attraversata da un fiume di idrocarburi lungo quasi 400 km[76].
Le prime osservazioni radar sull'Ontario Lacus riprese tra il 2009 e 2010 mostravano che era una distesa liquida superficiale, con profondità che arrivavano al massimo tra 4 e 7 m,[77] al contrario, le osservazioni condotte successivamente sul Ligeia Mare, i cui dati sono stati pubblicati nel 2014, mostravano una profondità media di 20–40 m, e in diversi punti la profondità massima era certamente oltre i 200 metri.[77]
Nel 2016, la Cassini ha trovato la prima prova di canali di liquidi su Titano, osservando una serie di profondi e scoscesi canyon che sfociano nel Ligeia Mare. Questa rete di canyon, chiamataVid Flumina, è profonda da 240 a 570 metri e le sue "rive" hanno pendenze superiori a 40°. Si pensa che si sia formato da un sollevamento della crosta, come ilGrand Canyon della Terra, o da un abbassamento dellivello del mare, o forse da una combinazione delle due cose. Tale erosione evidenziata dalle immagini della Cassini suggerisce che la presenza di flussi di liquidi in questa regione di Titano persista da migliaia di anni.[78]
Immagine radar di un cratere d'impatto su Titano, del diametro di 139 km[79]
La sondaCassini individuò pochicrateri da impatto sulla superficie di Titano, indicando che la sua superficie è relativamente giovane. Tra i crateri scoperti, i più rilevanti sono ilMenrva, il cui bacino ad anelli ha un diametro di 400 km[80]; ilSinlap, un cratere a fondo piatto di 80 km di diametro[81]; e ilcratere Ksa, di 29 km di diametro, con un picco centrale e un fondo scuro[82].Cassiniha individuato anche oggetti circolari sulla superficie che potrebbero essere correlati a impatti, ma le loro caratteristiche rendono incerta la loro identificazione. Per esempio, un anello di materiale trasparente di 90 km di diametro chiamatoGuabonito[83] potrebbe essere un cratere parzialmente sepolto dasedimenti. Altre aree simili si trovano nelle aree scureShangri-La eAaru, e altri oggetti circolari sono stati osservati in alcune zone diXanadu durante il passaggio della Cassini del 30 aprile 2006.[84]
Modelli elaborati prima della missione Cassini su traiettorie e angoli dicollisione suggeriscono che, dove l'oggetto impatta la crosta di ghiaccio d'acqua, una piccola porzione di materiale espulso potrebbe rimanere allo stato liquido dentro al cratere per diversi secoli, una durata sufficiente per la sintesi delle molecole precursori della vita[85]. L'atmosfera di Titano potrebbe fare in parte da scudo per la superficie, riducendo il numero di impatti e di conseguenza dei crateri della metà.[86]
Un'immagine in falsi colori diSotra Patera, un possibile criovulcano, combinata con una mappa in 3D basata su osservazioni radar, e che mostra picchi di 1 000 metri d'altezza e un cratere profondo 1 500 m
Titano potrebbe essere soggetto a fenomeni dicriovulcanismo, tuttavia nessuna caratteristica superficiale ripresa dalla sondaCassini può con assoluta certezza essere interpretata come criovulcano. Il rilevamento dell'argon-40 nell'atmosfera di Titano nel 2004 indicava la presenza di pennacchi di una miscela di liquidi composta da acqua e ammoniaca,[87] inoltre l'attività vulcanica di Titano spiegherebbe la presenza continua del metano in superficie, che difficilmente sarebbe duratura se non ci fosse un rifornimento di metano dall'interno del satellite.[88]
In uno studio di Moore e Pappalardo del 2008, viene suggerita l'ipotesi alternativa che in realtà l'interno di Titano possa essere completamente inattivo, con una spessacrosta di ghiaccio che ricopre un oceano diammoniaca. Le caratteristiche superficiali che potrebbero far pensare a criovulcani sono, secondo gli autori di questo studio, riconducibili a fenomeni meteorologici, come a venti e a depositi ed erosioni causate da fiumi di liquidi, o anche alla perdita di massa.[89] La stessaGanesa Macula, che inizialmente si pensava fosse uncratere vulcanico, da rilievi topografici ottenuti nel 2008 dalla Cassini da diverse angolazioni, pare sia una depressione o un cratere da impatto che ha subito una notevole erosione per fenomeni meteorologici.[90][91]
Nel 2010 venne annunciata una probabile formazione criovulcanica, Sotra Patera, precedentemente nota come Sotra Facula e assomigliante aifarrum diVenere. Si tratta di una catena di almeno tre montagne che arrivano a 1 000-1 500 metri d'altezza, e che sono sormontate da diversi crateri. Il terreno circostante le loro basi sembra ricoperto di "lava congelata".[92]
Le montagne più alte di Titano si trovano nei pressi dell'equatore; si pensa che siano diorigine tettonica, come sulla Terra, e la loro formazione potrebbe essere stata causata dalleforze mareali di Saturno. Nel 2016, il team della missioneCassini ha annunciato quella che ritengono essere la montagna più alta su Titano: situata nellaMithrim Montes, è alta3337m.[93]
Se il vulcanismo su Titano esiste davvero, l'ipotesi è che sia guidato dall'energia rilasciata daldecadimento radioattivo degli elementi all'interno delmantello, come lo è sulla Terra. Il magma sulla Terra è costituito da roccia fusa, meno densa della solidacrosta rocciosa attraverso la quale erutta. Poiché il ghiaccio è meno denso dell'acqua, il magma acquoso di Titano sarebbe più denso della sua solidacrosta ghiacciata e questo significa che il criovulcanismo su Titano richiederebbe una grande quantità di energia aggiuntiva per funzionare, probabilmente derivato dalriscaldamento mareale del vicino Saturno.[94] Il ghiaccio a bassa pressione, che ricopre uno strato liquido disolfato d'ammonio, sale in modo dinamico e il sistema instabile può produrre grossipennacchi che fuoriescono dalla superficie.[95]
Titano potrebbe essere stato geologicamente molto più attivo in passato; i modelli dell'evoluzione interna di Titano suggeriscono che la crosta fosse spessa solo 10 chilometri fino a circa 500 milioni di anni fa, consentendo a grandi quantità di magma d'acqua a bassaviscosità di fuoriuscire dai criovulcani e di cancellare tutte le caratteristiche superficiali formatesi prima di quel momento. Successivamente, quando la crosta raggiunse lo spessore di 50 km, impedì la costante riemersione del magma e qualsiasi criovulcano attivo dopo quel momento avrebbe eruttato magma acquoso molto più denso e viscoso con maggiori quantità di ammoniaca emetanolo. Ciò suggerirebbe che il metano di Titano non viene più aggiunto costantemente alla sua atmosfera e potrebbe esaurirsi completamente nel giro di poche decine di milioni di anni.[96]
Le dune deldeserto del Namib sulla Terra (in alto), comparate con le dune inBelet su Titano
Nelle prime immagini della superficie di Titano prese dai telescopi terrestri nei primi anni 2000, furono scoperte ampie regioni di terreno scuro a cavallo dell'equatore.[97] Prima dell'arrivo dellaCassini, si pensava che queste regioni fossero mari di idrocarburi liquidi.[98] Le immagini radar catturate dalla sonda spaziale hanno invece rivelato che alcune di queste regioni erano vaste pianure ricoperte dadune longitudinali, alte fino a 100 metri[99], larghe circa un chilometro e lunghe da decine a centinaia di chilometri.[100] Solitamente dune di questo tipo sono sempre allineate con la direzione media del vento, tuttavia, nel caso di Titano, i venti costanti di superficie provenienti da est si combinano con venti di marea variabili (circa 0,5 metri al secondo),[101] causati dalleforze di maree esercitate da Saturno, che è 400 volte più intensa delle forze di marea della Luna sulla Terra e che tendono a guidare il vento verso l'equatore. Questo modello di vento in teoria causa l'accumulo graduale di granelli in superficie che formano lunghe dune parallele allineate da ovest a est. Le dune si interrompono nei pressi delle montagne, dove la direzione del vento varia.
Inizialmente si presumeva che le dune longitudinali fossero formate da venti moderatamente variabili che seguono una direzione media o si alternano tra due direzioni diverse. Osservazioni successive indicano invece che le dune puntano verso est sebbene le simulazioni climatiche indicano che i venti di superficie di Titano dovrebbero spirare verso ovest. A meno di 1 metro al secondo le brezze non sono abbastanza potenti da sollevare e trasportare il materiale di superficie, e le recenti simulazioni al computer indicano che le dune possono essere il risultato di rari venti di tempesta che avvengono solo ogni quindici anni, quando Titano si trova all'equinozio.[102] Queste tempeste producono forti correnti discendenti, che scorrono verso est fino a 10 metri al secondo quando raggiungono la superficie.
La "sabbia" su Titano non è probabilmente composta da piccoli granelli disilicati come la sabbia sulla Terra,[103] ma potrebbe essersi formata quando il metano liquido piovuto ha creato alluvioni improvvise, erodendo il substrato roccioso di ghiaccio d'acqua. Un'alternativa a questa teoria potrebbe essere che la sabbia provenga da solidi organici chiamatitoline, prodotti dareazioni fotochimiche nell'atmosfera di Titano.[99][101][104] Gli studi sulla composizione delle dune nel maggio 2008 hanno rivelato che possedevano meno acqua rispetto al resto di Titano e quindi sono molto probabilmente derivate dafuliggine organica come ipolimeri di idrocarburi che si aggregano insieme dopo essere piovuti sulla superficie.[105] I calcoli indicano che la sabbia su Titano ha una densità di un terzo rispetto alla sabbia terrestre.[106] La bassa densità combinata con l'aridità dell'atmosfera di Titano potrebbe causare il raggruppamento dei grani a causa dell'elettricità statica. I deboli venti di superficie su Titano, che spirano a meno di5 km/h, non riescono a spostare la sabbia verso ovest che rimane quindi immobile, ma l'arrivo dei forti venti delle tempeste stagionali possono invece spostarla verso est.[107]
Durante l'equinozio di Titano, tra il 2009-2010, la sondaCassini ha osservato tre brillamenti nell'infrarosso di breve durata, le cui cause sono da attribuirsi a tempeste di polvere composta daparticelleorganiche solide di dimensionimicrometriche. Lo studio suggerisce che Titano sperimenta cicli attivi della polvere (come la Terra e Marte) che modificano nel corso del tempo le distese di dune equatoriali.[108]
Grafico che descrive la temperatura, la pressione e altri aspetti dell'atmosfera e del clima di Titano. Gli strati di foschia nell'atmosfera abbassano la temperatura nelle zone più basse, mentre il metano alza la temperatura sulla superficie. I criovulcani eruttano metano nell'atmosfera, che ricade sulla superficie sotto forma di pioggia, formando dei laghi.Titano in falsi colori; sono visibili dettagli della sua superficie e dell'atmosferaLe foschie di Titano nell'ultravioletto.Le nubi di Titano viste da Voyager 1 (1980)Immagine in falsi colori del Voyager 1Nubi e strutture atmosferiche su Titano
Titano è l'unico satellite naturale del sistema solare a possedere una consistenteatmosfera, composta per il 95% circa daazoto, da un 5% di metano e tracce minime di altri gas[4]. Nellastratosfera l'azoto è presente al 98,4%, contro l'1,4% dimetano[109], il quale assieme all'etano costituisce il componente principale delle nubi.
Già nel 1907 l'astronomo spagnoloJosé Comas y Solá osservando Titano aveva notato quello che viene chiamatooscuramento al bordo (dall'ingleselimb darkening), riferendo di aver notato come il disco di Titano fosse più scuro ai bordi rispetto al centro, ipotizzando che ciò fosse dovuto a una spessa atmosfera.[10] Nel1944Gerard Kuiper, facendo uso ditecniche spettroscopiche, stimò lapressione parziale delmetano in10 kPa e confermò la presenza dell'atmosfera di Titano[18]. In seguito le osservazioni condotte da distanza ravvicinata nell'ambito delprogramma Voyager hanno permesso di determinare che l'atmosfera titaniana è quattro volte più densa di quella terrestre,[110] con una pressione alla superficie di circa il 50% maggiore,[111] e il suo imponente spessore rende impossibile l'osservazione diretta della superficie[4]. A causa della minor gravità della luna, l'atmosfera di Titano si estende maggiormente al di sopra della superficie rispetto all'atmosfera terrestre, arrivando a 600 km di altezza sulla superficie e anche più, considerando che è stata rilevata la presenza di molecole complesse eioni anche a un'altezza di 950 km sopra la superficie[112].
Le osservazioni compiute della sonda Cassini suggeriscono che l'atmosfera di Titano ruota più velocemente della sua superficie, così come avviene nel caso diVenere. La velocità deiventi su Titano è stata misurata dalla velocità delle nubi, in realtà poco presenti nell'atmosfera della luna. Tra una decina di nubi monitorate dalla sonda Cassini la velocità massima registrata è stata di 34 m/s, coerente coi modelli meteorologici previsti per Titano[113].
Nel settembre 2013, è stato rilevatopropilene nell'atmosfera di Titano, ed era la prima volta che questo idrocarburo veniva trovato in un'atmosfera che non fosse quella terrestre.Alchene peraltro usato largamente sulla Terra per produrre materiale plastico, la sua scoperta risolve anche una lacuna risalente al passaggio della sondaVoyager 1, avvenuto nel 1980[114]. La Voyager aveva rivelato la presenza di vari idrocarburi, prodotti dallascissione del metano causati dalla radiazione solare, e aveva rilevato la presenza, oltre che del metano, dell'etano e delpropano, tuttavia, non era rilevata traccia di propilene, molecola peraltro intermedia tra quelle più pesanti, come il propano, e quelle più leggere, come il propino[115]. Osservazioni[116] effettuate con il radiotelescopioALMA hanno consentito di confermare la presenza in atmosfera dicianuro di vinile, un composto chimico organico le cui molecole, in particolari condizioni possono aggregarsi formando microscopiche strutture a bolla.[117]
Titano riceve solo l'1% della radiazione solare che riceve la Terra e la sua temperatura superficiale è di 94 K (−179,2 °C)[118]. Il metano presente nell'atmosfera crea uneffetto serra senza il quale Titano sarebbe di 21 K più freddo. Tuttavia, esiste anche un effetto serra al contrario, creato dalla foschia ad alta quota, trasparente all'infrarosso ma che riflette la radiazione solare, e riduce la temperatura superficiale di 9 K. Sommando i due effetti risulta che la temperatura è 12 K maggiore dellatemperatura di equilibrio, cioè 94 K invece di 82 K[119][120].
Le nubi di Titano, probabilmente composte da metano, etano e altre sostanze organiche semplici, sono sparse e variabili nella foschia generale dell'atmosfera[121]. I risultati della sonda Huygens indicano che piovono periodicamente metano liquido e altri composti organici[122].
Le nubi in genere coprono l'1% del disco di Titano, anche se sono stati osservati eventi in cui la copertura nuvolosa si espandeva rapidamente fino a coprire l'8% della superficie. Un'ipotesi afferma che le nubi si formino quando aumenta la radiazione solare che riscalda e solleva l'atmosfera, come avvenuto nelle regioni dell'emisfero meridionale, nel quale l'estate è durata fino al 2010[123].
L'attuale composizione atmosferica di Titano è ritenuta essere simile a quella della seconda atmosfera della Terra (quella che precedette e condusse allo sviluppo degli esseri viventi che rilasciarono l'ossigeno in atmosfera[124]), sebbene non si possa stabilire una completa analogia perché Titano è molto lontano dal Sole e piuttosto freddo. La presenza nell'atmosfera di composti organici complessi lo rende oggetto di notevole interesse per gliesobiologi. L'esperimento di Miller-Urey e altre prove in laboratorio dimostrano come si possano sviluppare, in un'atmosfera simile a quella di Titano e in presenza diradiazione ultravioletta, molecole complesse come latolina[125].
Gli esperimenti suggeriscono che vi sia materiale organico sufficiente perché su Titano possa avvenire l'evoluzione chimica avvenuta sulla Terra. Perché questo avvenga, tuttavia, si presuppone che sia presente acqua liquida per periodi più lunghi di quelli attualmente osservati. Se la crosta di Titano si compone grandemente di ghiaccio d'acqua, è stato ipotizzato che unimpatto ad alta velocità di un corpo celeste potrebbe comportare la formazione di un lago d'acqua che si manterrebbe liquida per centinaia d'anni, periodo sufficiente per la sintesi di molecole organiche complesse[126]. Inoltre, se l'interno della luna fosse completamente roccioso, le maree gravitazionali di Saturno avrebbero condotto alla formazione di rilievi di altezze piuttosto significative; viceversa, le rilevazioni della sondaCassini indicano che questi raggiungono altezze piuttosto modeste. Ciò può essere giustificato dalla presenza di un oceano di acqua mista ad ammoniaca sotto la crosta e, sebbene vi si raggiungerebbero condizioni estreme per organismi terrestri, è stato comunque ipotizzato che possa ospitare organismi viventi[127].
Potrebbero essersi evolute su Titano forme di vita che non hanno bisogno d'acqua liquida. Alcuniastrobiologi ritengono possibile infatti l'esistenza di forme di vita basate sul metano. Questa ipotesi è supportata da alcune recenti osservazioni: molecole di idrogeno scendono nell'atmosfera di Titano e scompaiono in superficie, sulla quale è stata altresì rivelata la mancanza diacetilene, composto che dovrebbe invece trovarvisi in abbondanza e che potrebbe essere la migliore fonte di energia per una vita a base di metano. Il ciclo degli idrocarburi imiterebbe dunque il ciclo dell'acqua sulla Terra ed eventuali organismi potrebbero utilizzare idrogeno e acetilene per produrre metano, senza necessità di acqua liquida[128].
Come fatto notare dallaNASA in un articolo del giugno 2010: "A oggi le forme di vita basate sul metano sono solo ipotetiche, gli scienziati non hanno ancora rilevato questa forma di vita da nessuna parte", anche se alcuni di essi credono che queste firme chimiche sostengano l'argomento per una forma di vita primitiva ed esotica o siano un precursore della vita sulla superficie di Titano.[129]Nel febbraio 2015 è stata modellata una ipotetica membrana cellulare in grado di funzionare in metano liquido con le stesse condizioni che avrebbe su Titano. Composta da piccole molecole diacrilonitrile contenenti carbonio, idrogeno e azoto, avrebbe la stessa stabilità e flessibilità delle membrane cellulari sulla Terra, che sono composte dafosfolipidi, composti dicarbonio,idrogeno,ossigeno efosforo. Questa ipotetica membrana cellulare è stata denominata "azotosome", una combinazione di "azote", francese per azoto e "liposoma".[130][131]
Circondato da una spessa atmosfera che ne rendeva invisibile e misteriosa la superficie, Titano è stato lo scenario di numerose opere letterarie fantascientifiche, spesso citato come sede di razze aliene o di avamposti terrestri. Dopo essere apparso per la prima volta nel raccontoFlight on Titan dello scrittore statunitenseStanley G. Weinbaum nel 1935, celebri scrittori del genere lo hanno descritto in alcune loro opere, comeBurroughs eHeinlein, che inIl terrore dalla sesta luna racconta di un'invasione della Terra da parte di alieni parassiti provenienti da Titano[132]. Nel romanzo del 1954Trouble on Titan, diAlan E. Nourse e ambientata su Titano, l'atmosfera della luna composta da metano e ammoniaca viene usata come combustibile per aerei[133].
Titano compare spesso anche nelle opere diIsaac Asimov: nel raccontoLa prima legge (1956), parte delCiclo dei Robot, Titano è un avamposto terrestre, dove un robot fugge dalla base per assemblare un nuovo automa simile a lui[134]. InLucky Starr e gli anelli di Saturno invece, i "Siriani", esseri umani provenienti dal sistema diSirio e divenuti ostili al governo terrestre, per provocazione stabiliscono una base su Titano. Viene descritto ancheMimas come un mondo ghiacciato, sul quale Lucky Starr e Bigman Jones atterrano mentre inseguono una spia siriana. InImperial Earth diArthur C. Clarke, viene ancora utilizzata l'atmosfera come combustibile, in un'epoca dove su Titano vive una colonia di 250 000 persone[135]. L'argomento atmosfera titaniana è usato anche nellaTrilogia di Marte: l'azoto di Titano serve infatti aterraformareMarte[136].
In campo cinematografico e televisivo è scenario del film horrorCreature - Il mistero della prima luna, diretto daWilliam Malone, dove è la sede di una base dove viene trovata una creatura aliena venuta da un'altra parte della galassia. Titano è anche la meta sognata dal protagonista diGattaca, film del 1997 scritto e diretto daAndrew Niccol, inoltre la luna saturniana appare anche inStar Trek - Il futuro ha inizio, quando l'astronaveEnterprise, uscendo dallacurvatura, si nasconde daiRomulani entrando nella bassa atmosfera di Titano. Anche se solamente citato, Titano è menzionato nel filmOblivion del 2013 come la meta degli umani che hanno lasciato unaTerra post apocalittica e ormai invivibile[137].
Nell'universo diGiudice Dredd Titano è la sede della colonia penale dove i giudici che si sono macchiati di reati scontano le loro condanne.[138]
Inoltre è uno dei pianeti visitabili e giocabili diDestiny 2.
Titano è anche l'ambientazione su cui si svolge il gioco del 2011Dead Space 2. Qui ha sede un insediamento umano chiamato Sprawl sorto sull'ultimo resto della luna di Saturno, dopo che essa è stata trivellata e fatta a pezzi per ricavarne risorse naturali fino a lasciarne solo alcuni frammenti.
Nell'universo fittizio del gioco da tavolo di miniatureWarhammer 40.000, Titano è la sede del Monastero-fortezza del Capitolo diSpace Marine noto come Cavalieri Grigi.
Nella serie TVEureka, i protagonisti preparano un viaggio spaziale per recarsi su Titano.
Nel film del 2018The Titan, un soldato americano viene reclutato per un esperimento scientifico il cui scopo è trasformarlo in un essere in grado di sopravvivere su Titano.
^Lo strumento, sviluppato dall'Accademia delle Scienze austriaca, faceva parte del sottosistema di analisi della struttura atmosferica (HASI) realizzato da un team internazionale guidato dall'italiano Marcello Fulchignoni. Fonte:The Huygens "Microphone"Archiviato il 27 gennaio 2012 inInternet Archive., The Planetary Society, 2011.
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