Titan (uydu)

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Titan
Titan in true color.jpg
2012 yılında elde edilen doğal renkli fotoğrafı. Yoğun bir organonitrojen pusu nedeniyle kalın atmosferi turuncudur.
Keşif
Keşfeden Christiaan Huygens
Keşif tarihi 25 Mart 1655
Adlandırmalar
Alternatif adlar
Saturn VI
Sıfatlar Titanian veya Titanean
Yörünge özellikleri[1]
1.221.870 km
Dış merkezlik 0,0288
15,945 g
Eğiklik 0,34854° (Satürn ekvatoruna)
Doğal uydusu Satürn
Fiziksel özellikler
Ortalama yarıçap
2.574,73 ± 0,09 km (0,404 Dünya) (1,480 Ay)[2]
8,3 × 107 km2 (0,163 Dünya) (2,188 Ay)
Hacim 7,16 × 1010 km3 (0,066 Dünya) (3,3 Ay)
Kütle (1,3452 ± 0,0002) × 1023 kg
(0,0225 Dünya)[3] (1,829 Ay)
Ortalama yoğunluk
1,8798 ± 0,0044 g/cm3[3]
1,352 m/sn2 (0,138 g) (0,835 Ay)
Atalet momenti faktörü
0,3414 ± 0,0005[4] (tahmini)
2,639 km/sn (0,236 Dünya) (1,11 Ay)
Eş zamanlı
Sıfır
Albedo 0,22[5]
Sıcaklık 93,7 K (−179,5 °C)[6]
8,2[7] ile 9,0
Atmosfer
Yüzey basıncı
146,7 kPa (1,45 atm)
Bileşimleri

Değişken

Stratosfer:
%98,4 Nitrojen (N2),
%1,4 Metan (CH4),
%0,2 Hidrojen (H2);

Alt Troposfer:
%95,0 N2, %4,9 CH4;[8]
%97 N2, %2.7 ± %0.1 CH4, %0,1–0,2 H2[9]

Titan, Satürn'ün en büyük uydusudur, yoğun bir atmosferi olduğu bilinen tek doğal uydudur. Dünya dışında, yüzeyinde kararlı sıvı bulundurduğu kanıtlanan 2. gök cismidir. Titan'daki büyük su kütleleri gibi görünen bu okyanusların, metan gazının sıvı hali olduğu görülmüştür.

Satürn'ün uydusu olan Titan, Güneş Sistemi’ndeki ikinci en büyük uydudur. Titan da, Ganymede gibi Merkür’den biraz daha büyüktür. Titan’ın büyük oranda azottan oluşan ve Güneş sistemindeki öteki uyduların hiçbirinde böylesine kalın olmayan atmosferinin, Dünya’nın ilk zamanlarındaki atmosferine benzediği düşünülmektedir. Son gönderilen NASA'nın uzay aracında Titan'da canlıların olabileceği olasılığını arttıran izler görülmüştür. Titan'daki su kütlelerinde ise (metan sıvısı/okyanuslar-göller-denizler)deniz canlıların bulunma ihtimali araştırılmaktadır. Daha önce yapılan araştırma verilerince Titan'ın okyanuslarında bakterilerin var olabileceği bir ortam olduğu düşünülmektedir.

Keşif ve adlandırma[değiştir | kaynağı değiştir]

Christiaan Huygens Titan'ı 1655'te keşfetti.

Titan, 25 Mart 1655'te Hollandalı gökbilimci Christiaan Huygens tarafından keşfedilmiştir. Kendisinden önce, 1610'da Galileo Galilei, Galilei uyduları olarak bilinen Jüpiter'in en büyük dört uydusunu keşfetmişti ve teleskop hakkında geliştirmeler yapmıştı. Huygens, Galileo'den esinlenerek kardeşiyle beraber kendi teleskopunu geliştirdi ve geliştirdikleri ilk teleskopla Titan'ı keşfettiler. Keşfin ardından uyduya, Satürn'ün uydusu anlamına gelen latince Saturni Luna adını verdi. Satürn'e yakın başka uyduların keşfedilmesiyle beraber uydunun ismi altıncı uydu anlamında Satürn VI oldu. Bundan sonra da Satürn'e Titan'dan yakın başka uydular keşfedildiği halde karışıklık olmaması için Titan'ın ismi Satürn VI olarak kaldı. 1847'de Yunan mitolojisinden esinlenilerek uydunun ismi Titan oldu. Bu yüzden Titan her ne kadar Satürn VI olarak adlandırılmış olsa da Satürn'e yakınlık bakımından 19. sırada olan bir uydudur.

Atmosfer[değiştir | kaynağı değiştir]

Titan'ın atmosferindeki pus katmanlarının gerçek renkli görüntüsü.

Titan, dikkate değer bir atmosfere sahip bilinen tek doğal uydudur[10] ve atmosferi, Dünya'nın dışında güneş sistemindeki azot bakımından zengin yoğun tek atmosferdir. 2004 yılında Cassini tarafından yapılan gözlemler Titan'ın tıpkı Venüs gibi, yüzeyinden çok daha hızlı dönen bir atmosfere sahip "süper rotatör" olduğunu göstermektedir.[11] Voyager uzay sondalarıyla yapılan gözlemler, Titan'ın atmosferinin yaklaşık olarak 1,45 atm yüzey basıncıyla Dünya'dan daha yoğun olduğunu göstermiştir. Donuk puslu katmanlar, Güneş'ten ve diğer kaynaklardan gelen görünür ışığın çoğunu engeller ve Titan'ın yüzey özelliklerini gizler.[12] Titan'ın daha düşük olan yerçekimi, atmosferinin Dünya'dan çok daha geniş olmasına imkan sağlar.[13] Titan'ın atmosferi birçok dalga boyunda donuktur ve sonuç olarak, yörüngeden yüzeyin tam bir yansıma spektrumunun elde edilmesi imkansızdır.[14] 2004 yılında Cassini-Huygens uzay aracının gelişine kadar Titan'ın yüzeyinin ilk doğrudan görüntüleri elde edilememişti.[15]

Titan'ın atmosferi, azot (%97), metan (%2,7 ± 0,1), hidrojen (% 0,1-0,2) ve eser miktarda başka gazlar içerir.[9] Etan, diyasetilen, metilasetilen, asetilen ve propan gibi diğer hidrokarbonların yanı sıra; siyanoasetilen, hidrojen siyanür, karbondioksit, karbonmonoksit, siyanojen, argon ve helyum gibi diğer gazlar da bulunur.[8] Hidrokarbonların, Güneş'in ultraviyole ışığı tarafından metanın parçalanmasından kaynaklanan reaksiyonlarla Titan'ın üst atmosferinde oluştuğu ve kalın turuncu bir duman ürettiği düşünülmektedir.[16] Titan, zamanının %95'ini Satürn'ün manyetosferinde geçirir, bu da onu güneş rüzgarından korumaya yardımcı olabilir.

Titan'ın Cassini geçişinde elde edilen fotoğrafı. Büyük karanlık bölge Shangri-La'dır.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ "JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service". Solar System Dynamics. NASA, Jet Propulsion Laboratory. 7 Ekim 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Ağustos 2007. 
  2. ^ Zebker1, Howard A.; Stiles, Bryan; Hensley, Scott; Lorenz, Ralph; Kirk, Randolph L.; Lunine, Jonathan (15 Mayıs 2009). "Size and Shape of Saturn's Moon Titan" (PDF). Science. 324 (5929). ss. 921-923. Bibcode:2009Sci...324..921Z. doi:10.1126/science.1168905. PMID 19342551. 
  3. ^ a b R.A. Jacobson ve ark... (2006). "Uydu gözlemleri ve uzayaracı iz bilgilerinden, Satürn sisteminin çekim alanı". The Astronomical Journal. 132 (6). ss. 2520-2526. doi:10.1086/508812. 
  4. ^ Iess, L.; Rappaport, N. J.; Jacobson, R. A.; Racioppa, P.; Stevenson, D. J.; Tortora, P.; Armstrong, J. W.; Asmar, S. W. (12 Mart 2010). "Gravity Field, Shape, and Moment of Inertia of Titan". Science. 327 (5971). ss. 1367-1369. Bibcode:2010Sci...327.1367I. doi:10.1126/science.1182583. PMID 20223984. 
  5. ^ D.R. Williams (21 Ağustos 2008). "Saturnian Satellite Fact Sheet". NASA. 4 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  6. ^ G. Mitri ve ark. (2007). "Hydrocarbon Lakes on Titan" (PDF). Icarus. 186 (2). ss. 385-394. doi:10.1016/j.icarus.2006.09.004. 27 Şubat 2008 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Ocak 2010. 
  7. ^ "Classic Satellites of the Solar System". Observatorio ARVAL. 9 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Haziran 2010. 
  8. ^ a b 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" (PDF). Nature. 438 (7069). ss. 779-784. Bibcode:2005Natur.438..779N. doi:10.1038/nature04122. hdl:2027.42/62703. PMID 16319830. 
  9. ^ a b Coustenis & Taylor (2008), ss. 154–155.
  10. ^ "News Features: The Story of Saturn". Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan. NASA & JPL. 2 Aralık 2005 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Ocak 2007. 
  11. ^ "Wind or Rain or Cold of Titan's Night?". Astrobiology Magazine. 11 Mart 2005. 17 Temmuz 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Ağustos 2007. 
  12. ^ Zubrin, Robert (1999). Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization. Section: Titan: Tarcher/Putnam. ss. 163-166. ISBN 978-1-58542-036-0. 
  13. ^ Turtle, Elizabeth P. (2007). "Exploring the Surface of Titan with Cassini–Huygens". Smithsonian. 20 Temmuz 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Nisan 2009. 
  14. ^ Schröder, S. E.; Tomasko, M. G.; Keller, H. U. (Ağustos 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. 37 (726). s. 726. Bibcode:2005DPS....37.4615S. 
  15. ^ de Selding, Petre (21 Ocak 2005). "Huygens Probe Sheds New Light on Titan". Space.com. 19 Ekim 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Mart 2005. 
  16. ^ 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. 316 (5826). ss. 870-5. Bibcode:2007Sci...316..870W. doi:10.1126/science.1139727. PMID 17495166.